Детализация остаточного свечения Большого взрыва постоянно увеличивалась благодаря новым спутниковым изображениям. Последние, итоговые результаты спутника Планк дают нам наиболее точную картину Вселенной
Прошло уже более 50 лет с того момента, как человечество обнаружило равномерный поток низкоэнергетического микроволнового излучения, исходящий от всех участков неба. Он идёт не с Земли, не от Солнца и даже не от Галактики; он происходит от мест, находящихся за пределами любой когда-либо наблюдавшейся нами звезды или галактики. И хотя его первооткрыватели сначала не знали, что он означает, группа физиков, располагавшихся неподалёку от них, уже разрабатывала эксперимент для поисков именно этого признака: теоретического остаточного свечения Большого взрыва.
Сначала он назывался первозданным огненным шаром, а потом мы назвали его реликтовым излучением (РИ) [или космическим микроволновым фоном, cosmic microwave background (CMB) / прим. перев.], и уже измерили его свойства до мельчайших подробностей. Самая передовая обсерватория из когда-либо измерявших его свойства – это астрономический спутник Планк Европейского космического агентства, запущенный в 2009-м. Полный набор данных спутник собирал несколько лет, и учёные только что закончили и опубликовали свой окончательный анализ. И вот, как он навсегда изменил наше представление о Вселенной.
Остаточное свечение от Большого взрыва, РИ, не однородно, и обладает множеством крохотных несовершенств и температурных флуктуаций в интервале нескольких сотен микрокельвинов. И хотя это играет большую роль в период после гравитационного роста, важно помнить, что в ранней Вселенной, как и крупномасштабной Вселенной наших дней, неоднородности достигают величин всего лишь в 0,01%. Планк обнаружил и измерил эти флуктуации с точностью, недоступной ранее.
Этот снимок младенческого периода Вселенной, на котором изображён свет, испущенный, когда ей было всего 380 000 лет, является наилучшим из всех, когда-либо сделанных. В начале 1990-х спутник COBE выдал нам первое приближение к нему, карту РИ для всего неба с разрешением порядка 7 градусов. Около 10 лет назад WMAP смог увеличить разрешение до половины градуса.
А что Планк? Планк настолько чувствителен, что его ограничения вызваны не инструментами, способными работать с разрешением до 0,07°, а фундаментальной астрофизикой самой Вселенной! Иначе говоря, на этом этапе развития Вселенной невозможно получить изображение лучше, чем это удалось Планку. Увеличение разрешения не даст вам больше информации о космосе.
COBE, первый спутник для изучения РИ, измерял флуктуации с разрешением в 7º. WMAP сумел улучшить разрешение до 0,3° в пяти различных частотных диапазонах, а Планк провёл измерения с точность до 5 минут угла (0,07°) по девяти различным частотным диапазонам.
Также Планк сумел измерить это излучение и его флуктуации в большем количестве частотных диапазонов (в сумме, в девяти), чем любой другой из предыдущих спутников. У COBE было четыре диапазона (и только три полезных), а у WMAP – пять. COBE мог измерять флуктуации температуры, достигавшие 70 мкК; Планк смог улучшить точность до 5 мкК.
Высокое разрешение, возможность измерения поляризации этого света, и различные частотные диапазоны помогли нам понять, измерить и вычесть эффекты, производимые пылью, в нашей Галактике лучше, чем когда бы то ни было прежде. Чтобы понять остаточное свечение Большого взрыва, необходимо изучить не с меньшей точностью и те эффекты, которые могут загрязнить нужный сигнал. Этот шаг нужно было сделать перед тем, как извлекать любую космологическую информацию.
Полная пылевая карта Млечного Пути, полученная Планком, демонстрирует двумерную карту распределения пыли в Галактике в низком разрешении. Этот «шум» необходимо вычесть, чтобы воссоздать наш фоновый доисторический космический сигнал.
Получив полный сигнал от ранней Вселенной, его можно проанализировать и извлечь всю возможную информацию. Это означает извлечение из температурных флуктуаций, происходящих на крупных, средних и мелких масштабах, такой информации, как:
- сколько нормальной материи, тёмной материи и тёмной энергии есть во Вселенной,
- каково было первоначальное распределение и спектр флуктуаций плотности,
- какова форма и кривизна Вселенной.
Величины температуры у горячих и холодных точек, а также их масштабы, говорят о кривизне Вселенной. Наилучшие из наших измерений дают нам плоскую Вселенную. Барионные акустические осцилляции и РИ совместно обеспечивают наилучшие методы для ограничения погрешности этого измерения величиной в 0,1%.
Происходящее на разных масштабах не зависит друг от друга, но сильно зависит от состава Вселенной. Мы также можем изучить поляризационные свойства этого излучения, и получить ещё больше информации, например:
- когда произошла реионизация Вселенной (и, соответственно, формирование звёзд достигло определённого порога),
- были ли флуктуации, превосходившие по масштабу горизонт,
- можем ли мы увидеть результат действия гравитационных волн,
- количество и температура нейтрино в то время,
и многое другое. Хотя полученное нами значение температуры РИ всё ещё остаётся на уровне 2,725 K, величины, известной нам уже несколько десятилетий, изменилось многое другое. Учитывая всё это, вот как Планк навсегда изменил наше представление о Вселенной.
Данные спутника Планк совместно с дополнительными наборами данных дали нам весьма строгие ограничения на возможные значения космологических параметров. В частности, хаббловская скорость расширения расположилась в интервале от 67 до 68 км/с/Мпк.
Во Вселенной оказалось больше материи, а её скорость расширения оказалась меньше, чем мы думали. До Планка мы считали, что во Вселенной 26% материи и 74% тёмной энергии, а скорость расширения равнялась порядка 70 км/с/Мпк.
А теперь?
Во Вселенной оказалось 31,5% материи (из них 4,9% нормальной, а остальное – тёмная), 68,5% тёмной энергии, а скорость расширения равна 67,4 км/с/Мпк. Причём у скорости настолько малая погрешность (~1%), что она вступает в противоречие с измерениями, сделанными на основе космической лестницы расстояний, из которой получается скорость в 73 км/с/Мпк. Это, пожалуй, наибольшее противоречие из всех, относящихся к современному представлению о Вселенной.
Подгонка количества видов нейтрино, необходимая для того, чтобы соответствовать данным по флуктуации РИ. Эти данные соответствуют нейтринному фону с температурой, энергетически эквивалентной 1,95 К, что гораздо меньше, чем у фотонов РИ. Последние результаты с Планка также определённо указывают на всего лишь три вида лёгких нейтрино.
От Планка мы узнали, что нейтрино есть всего три типа, и что масса каждого вида не может превышать 0,4 эВ/с2: это в 10 млн раз меньше электрона. Мы знаем, что космическая температура этих нейтрино соответствует 72% температурной/кинетической энергии фотонов РИ; если бы у них не было массы, то сегодня их температура равнялась бы 2 К.
Мы также знаем, что Вселенная весьма и весьма плоская в плане общей пространственной кривизны. Комбинируя данные с Планка с данными по формированию крупномасштабных структур, мы можем установить, что кривизна Вселенной не превышает 1/1000, то есть, Вселенная неотличима от идеально плоской.
Флуктуации РИ основаны на первичных флуктуациях, производимых инфляцией. В частности, плоскую часть графика на крупных масштабах (слева) нельзя объяснить без инфляции. Прямая линия обозначает семена, из которых рисунок провалов и пиков появится за первые 380 000 лет Вселенной, если предположить, что ns = 1. Реальный спектр данных с Планка даёт небольшое, но важное отклонение: ns = 0,965
У нас также имеется наилучшее на сегодня подтверждение того, что флуктуации плотности идеально совпадают с предсказаниями теории космической инфляции. Простейшие модели инфляции предсказывают, что флуктуации, с которыми родилась Вселенная, были одинаковыми на всех масштабах, причём на больших масштабах они были немного сильнее, чем на малых.
Для Планка это означает, что одна из величин, которую он может вывести, ns, должна равняться почти 1, но быть чуть меньше этого. Измерения Планка стали наиболее точными из всех, и прекрасно подтвердили инфляцию: ns = 0,965, с погрешностью меньше, чем 0,05%.
Сами по себе данные с Планка не дают очень строгих ограничений на уравнение состояния тёмной энергии. Но если скомбинировать их с полным набором данных по крупномасштабным структурам и сверхновым, мы можем с определённостью продемонстрировать, что тёмная энергия чрезвычайно хорошо укладывается в рамки чистой космологической константы (пересечение двух пунктирных линий).
А ещё есть вопрос того, является ли тёмная энергия по-настоящему космологической константой, и он весьма чувствителен как к РИ, так и к данным по самым далёким уголкам Вселенной – например, по сверхновым типа Ia. Если тёмная энергия – идеальная космологическая постоянная, то её уравнение состояния, задаваемое параметром w, должно точно равняться -1.
Измеренное значение?
Мы обнаружили, что w = -1,03, с погрешностью в 0,03. Свидетельств в пользу иных вариантов не наблюдается, то есть Большое сжатие и Большой разрыв эти данные не поддерживают.
Наши наилучшие измерения соотношений количества тёмной материи, нормальной материи и тёмной энергии во Вселенной на сегодня, и как они поменялись в 2013 году: до Планка и после выпуска первых данных Планка. Итоговый результат, полученный с Планка, не более, чем на 0,2% отличается от первых.
Слева – до, справа – после. В итоге имеем 68,3% тёмной энергии, 26,8% тёмной материи и 4,9% обычной материи
Немного поменялись и другие значения. Вселенная чуть старше (13,8 вместо 13,7 млрд лет), чем мы раньше думали; расстояние до края наблюдаемой Вселенной немного меньше (46,1 вместо 46,5 млрд световых лет), чем показывал WMAP; ограничения на величину гравитационной волны, созданной инфляцией, немного улучшились. Параметр отношения тензор-скаляр, r, до Планка был ограничен сверху величиной 0,3. Теперь, с данными от Планка, по крупномасштабным структурам и другим экспериментам (например, BICEP2 и массив Кека), мы можем с уверенностью утверждать, что r < 0,07. Это исключает несколько моделей инфляции, считавшихся возможными ранее.
По вертикали – отношение тензора к скаляру ®, по горизонтали – скалярный спектральный индекс (ns), определяемые Планком и данным по сверхновым и крупномасштабным структурам. Отметьте, что если ns хорошо ограничен, то про r такого не скажешь. Вероятно, что r окажется чрезвычайно малым (вплоть до 0,001 или даже меньше). Ограничения Планка, пусть и наилучшие из имеющихся, всё ещё недостаточно хороши.
И теперь, со всеми этими данными, каким идеям по поводу Вселенной и её составляющих мы можем сказать «да», а каким – «нет»?
- Да – инфляции, нет – гравитационным волнам после неё.
- Да – трём сверхлёгким нейтрино стандартной модели, нет – расширениям.
- Да – чуть более медленному расширению, более старой Вселенной, нет – каким-либо свидетельствам пространственной кривизны.
- Да – чуть большему количеству тёмной материи и нормальной материи, да – чуть меньшему количеству тёмной энергии.
- Нет – изменяющейся тёмной энергии, Большому разрыву и Большому сжатию.
Окончательные результаты работы коллаборации Планк демонстрируют чрезвычайно точное совпадение предсказаний космологии с обилием тёмной энергии и тёмной материи (синяя линия) с данными (красные точки и чёрные погрешности). Все 7 акустических пиков прекрасно совпадают с данными.
Что самое важное – существует потрясающая согласованность с невиданной ранее точностью между наблюдаемым РИ и теоретическими предсказаниями поведения Вселенной с 5% нормальной материи, 27% тёмной материи и 68% тёмной энергии. Какое-то из этих значений может колебаться в пределах 1-2%, но Вселенная без больших количеств тёмной материи и тёмной энергии существовать не может. Они реальны, они необходимы, и их предсказания идеально соответствуют всему набору данных.
Инфляция, физика нейтрино и Большой взрыв получили дополнительные подтверждения, а альтернативы и особые варианты стали более ограниченными. Определённо, как пишет коллаборация Планк, «Мы не нашли убедительных доказательств необходимости расширения базовой лямбда-CDM модели». Наконец, мы с чрезвычайной уверенностью можем утверждать, из чего же сделана Вселенная.
Автор: SLY_G
